WWW.KONFERENCIYA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Конференции, лекции

 

Pages:     | 1 |   ...   | 6 | 7 || 9 |

«X ПУЛКОВСКАЯ МЕЖДУНАРОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА КВАЗИПЕРИОДИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ НА СОЛНЦЕ И ИХ ГЕОЭФФЕКТИВНЫЕ ПРОЯВЛЕНИЯ ТРУДЫ Санкт-Петербург 2006 В сборнике представлены доклады ...»

-- [ Страница 8 ] --

Подчеркнём ещё раз, что, если считать основным процессом в преобразовании распределения полярности ГМП вращение ГГТС, то отмеченное (пока качественное) сходство в поведении широтной границы зоны секторной структуры ГМП CS и осесимметричных характеристик солнечной активности следует считать случайным совпадением. В этом случае основными параметрами ГГТС являются угол его наклона к экватору CS и широтный угол оси вращения ГГТС CS – характеристики асимметричности солнечных магнитных полей, а, значит, и сопоставлять с их поведением надо индексы долготной асимметрии в пятнообразовании и высокоширотной активности. Широтная же граница зоны секторной структуры ГМП CS, численно совпадающая с CS, в этом случае, естественно, рассматривается как производный и второстепенный параметр. И наоборот, придавать корреляции широтной границы зоны секторной структуры ГМП CS и осесимметричных характеристик солнечной активности большое значение (как это делаем мы) можно лишь в том случае, если считать CS одной из основных характеристик солнечных и гелиосферных магнитных полей, которая определяется общим уровнем развития ветвей солнечной активности, а CS и CS – тоже очень важными характеристиками полей, отвечающими за их долготную асимметрию. При этом CS и CS могут определяться какими-то параметрами долготной асимметрии солнечной активности, возможно, в предшествовавшие времена. Другими словами, поджатие ГГТС (и солнечной короны, [8]) к гелиоэкватору, степень которого изменяется с развитием солнечного цикла, является такой же важной чертой процесса изменения распределения полярности крупномасштабного ГМП, как и вращение токового слоя вокруг экваториальной оси.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Характеристики высокоширотной ветви солнечной активности Прежде чем переходить к изучению количественных связей между CS и осесимметричными параметрами солнечной активности, рассмотрим более подробно эти параметры для высокоширотной ветви активности. Данные о проекции вдоль луча зрения индукции высокоширотного фотосферного магнитного поля B ls существуют лишь с 1976 г. Кроме того, B ls представляет собой комплексный индекс, так как он зависит не только от напряженности высокоширотных полей, но и от их направления, которое может со временем изменяться. Число полярных факелов NPF, измеряемое уже более 100 лет, возможно, является менее сложным индексом высокоширотной ветви солнечной активности, хотя вопросы его связи с напряженностью крупномасштабных высокоширотных полей и методические проблемы его определения довольно сложны [9].

На Рис. 2 показано поведение в 1960-2006 гг. NPF и B ls для N- и S- поpol лушарий (верхняя и средняя панели, соответственно) и в среднем по Солнцу (нижняя панель). Тёмные вертикальные полосы опять отмечают периоды инверсии высокоширотных магнитных полей. Числа полярных факелов (среднемесячные значения, сглаженные с периодом 1 год) приведены по результатам измерений на Горной астрономической станции ГАО (г. Кисловодск, Россия; [9]), скорректированы для 1990-1994 гг. и дополнены данными за 1995-2006 гг. (сплошная тонкая кривая). Видна неплохая корреляция между изменением NPF и B ls в цикле солнечной активности. Для количественного изучения этой корреляции на Рис. 3 крестами показаны пары {NPF, B ls } для северного, а треугольниками – для южного полушаpol рий Солнца в период 1976-1999 гг. (но вне затемнённых периодов инверсии высокоширотных полей). Гладкими кривыми показана квадратичная регрессионная зависимость между NPF и B ls с соответствующими значкаpol ми для обоих полушарий, а более жирной средней кривой – для всего Солнца ( B ls = 43.94 + 2.25NPF - 0.019NPF2). На Рис. 2 штриховыми кривыpol Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково ми с полосами ошибок показана оценка B ls по значениям NPF, полученная в результате. Отметим, что такая оценка довольно груба: её погрешность ( 15 % для N- и 30 % для S-полушария и в среднем по Солнцу) обусловлена различием связи между NPF и B ls на фазах роста и спада высокошиpol ротной активности и для разных её циклов (особенно для S-полушария), а также видом постулированной регрессионной связи. Обращает на себя внимание существенное превышение после 2001 г. B ls, оцененной по NPF, над её измеренным значением, особенно для северного полушария. Несомненно, требуется более детальное исследование регрессионных связей между NPF и B ls.

Регрессионные модели широтной границы ГГТС Переходя к количественному изучению связей между CS и усреднёнными по долготе параметрами солнечной активности, сформулируем наши представления об общей модели таких связей. Широтная граница зоны секторной структуры на фотосфере ( CS ) соединяется с широтной границей ГГТС на поверхности источника и в гелиосфере ( CS ) линией тока солнечHS ного ветра или открытой силовой линией магнитного поля в подложке гелиосферы - слое между фотосферой и поверхностью источника. На фотосфере на широтах > CS располагается высокоширотная ветвь активности (в общем случае, с индексом HL), а на средней широте солнечных пятен SS – ветвь пятнообразовательной активности (с индексом SS).

В общем случае регрессионная модель формулируется как где f – заданная функция, конкретизирующая модель, а - i – набор свободных параметров. Для определения количественных связей между CS и {SS, SS, HL} в данной модели требуется найти значения свободных параметров i0, которые минимизируют некоторую целевую функцию, например, = CS f(SS, SS, HL; i ), где суммирование по j означает сумму при значениях индексов CS (t j ), SS(tj), SS(tj), HL(tj) во все (j-ые) моменты вреHS мени исследуемого периода.



В данной работе мы опробуем регрессионную модель, подразумевающую определённую постоянную геометрию расширения короны, предложенную в [10]:

и зададим неизвестную широтную границу зоны секторной структуры на фотосфере CS как степенную функцию параметров солнечной активности.

В качестве индекса уровня пятнообразования выберем суммарную плоТруды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково щадь A солнечных пятен в каждом полушарии (или её нормированный «двойник» a = A/(1000 мдп)); в качестве средней широты пятен - l = SS/30°, а в качестве высокоширотного индекса – b = B ls /(150 T). Тогда pol CS = 1 + 2 r l b и регрессионная модель выглядит так:

При минимизации целевой функции методом «симплексного спуска»

(downhill simplex method; подпрограммы amoeba-amotry из [11]) на суммарных по всему Солнцу индексах в период времени 1976-1999 гг. (вне периодов инверсии поля) получены следующие значения параметров, минимизирующих : 10 = 1.235; 20 = 34.684; 30 = 0.27; 40 = 0.165; 50 = На Рис. 4 показано поведение Рис. 1-2, более тёмные вертикальные полосы отмечают периоды инверсии магнитных полей на высоких широтах. Индексы пятнообразования (панели а, б) тождественны Данные о проекции индукции высокоширотного фотосферного магнитного поля вдоль луча зрения B ls (панель в) дополнены её оценкой до 1976 г. и после 2001 г. по числу полярных факелов (штриховая линия), а данные по средней по полушариям широтной границе ГГТС CS (панель г) дополнены:

1) аппроксимацией этой характеристики по модели (3) за 1976-1999 гг.

(пунктирная кривая); 2) её оценкой по (3) за 1960-ые, 1970-ые и 2000-ые годы с помощью B ls, оцененной по числу полярных факелов (штриховая кривая), и 3) оценкой CS по (3) за 2000-е годы с помощью измеренной B ls (пунктирная кривая). Видно, что модель (3) неплохо аппроксимирует экспериментальные значения широтной границы ГГТС в период установления регрессии 1976-1999 гг. (коэффициент корреляции между измеренными и аппроксимирующими значениями = 0.96; средняя ошибка аппроксимации 4.5°). Таким образом, количественное изучение связей между широтной границей ГГТС и средними параметрами ветвей солнечной активности ещё больше укрепляет нас в убеждении, что эта связь не случайна.

Оценка CS для 1960-х и 1970-х гг. приводит к вполне разумным результатам. Для 24-го цикла полярной активности (2000-е гг.) оценка CS по модели (3) с помощью измеренной (аномально низкой) B ls даёт результат, Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково близкий к наблюдаемому (аномально высокому), а с помощью B ls, оцеpol ненной по числу полярных факелов, - более низкие значения CS, т.е., более близкие к норме.

1. Поджатие глобального гелиосферного токового слоя к гелиоэкватору, степень которого изменяется с развитием солнечного цикла, является не менее важной чертой процесса изменения распределения полярности крупномасштабного гелиосферного магнитного поля, чем изменение угла наклона токового слоя к экватору.

2. Оценены параметры регрессионных соотношений между проекцией вдоль луча зрения индукции высокоширотного магнитного поля Солнца и числом полярных факелов в периоды средней и низкой солнечной активности. Поведение числа полярных факелов по данным ГАС ГАО (г. Кисловодск) после 2000 г. представляется более близким к норме, чем поведение наблюдаемых характеристик солнечных магнитных полей по данным обсерватории WSO (США).

3. Предложена простая регрессионная модель, связывающая широтную границу зоны секторной структуры ГМП с характеристиками солнечной активности, и определены свободные параметры этой модели.

Авторы выражают благодарность РФФИ (гранты 05-02-17346, 05-02Литература 1. Schulz M., Astrophys. Space Sci., 34, 371-383, 1973.

2. Zhao X., Hundhausen A.J., JGR, 86, 5423, 1981.

3. Jokipii J.R., Thomas B.T., Ap.J., 243, 1115, 1981.

4. http://sun.stanford.edu/~wso/wso.html 5. Schatten K.H., Wilcox J.M., Ness N.F., Solar Physics, 6, 443-455, 1969.

6. http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml 7. Крайнев М.Б., Макарова В.В., Высокоширотные солнечные магнитные поля после 2000 г. и особенности 23-его цикла в интенсивности галактических космических лучей, Статья в настоящих Трудах.

8. Крайнев М.Б., Геометрия расширения солнечной короны, Препринт №13 ФИАН им. П.Н. Лебедева, Москва, 57 с.,1979.

9. Makarov V.I., and Makarova V.V., Solar Physics, 163, 267, 1996.

10. Крымский Г.Ф. и др., Геомагнетизм и Аэрономия, 41, 444, 2001.

11. Press W.H. et al., Numerical Recipes in C: The Art of Scientific Computing, Second Edition, Cambridge University Press, 1992.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково

ВЫСОКОШИРОТНЫЕ СОЛНЕЧНЫЕ МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ

ПОСЛЕ 2000 Г. И ОСОБЕННОСТИ 23-ГО ЦИКЛА В

ИНТЕНСИВНОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва, Россия Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

THE HIGH-LATITUDE SOLAR MAGNETIC FIELDS AFTER





AND THE PECULIARITIES OF THE 23-RD CYCLE IN THE

GALACTIC COSMIC RAY INTENSITY

Main Astronomical Observatory, RAS, Saint-Petersburg, Russia

Abstract

The development of the solar cycle 23 is considered in the solar and heliospheric characteristics important for the propagation of the galactic cosmic rays. The unusual behavior of the high-latitude solar activity is studied using both polar magnetic fields and the number of solar faculae. The related features in the galactic cosmic ray intensity during the maximum and descending phases of the solar cycle 23 both near the Earth and in the outer heliosphere are discussed as well as the expected changes in the galactic cosmic ray intensity during the forthcoming solar minimum.

Текущий, 23-й, солнечный цикл представляет особый интерес для исследования гелиосферы и модуляции в ней интенсивности галактических космических лучей (ГКЛ) по трём причинам. Во-первых, впервые можно наблюдать развитие фаз спада и минимума солнечного цикла не только в свободном солнечном ветре, но и в области его взаимодействия с межзвёздной средой (по-видимому, космический аппарат (КА) Voyager-1 пересёк терминальную ударную волну солнечного ветра в конце 2004 г. [1]).

Во-вторых, на фазу минимума между 23-м и 24-м циклами приходится третий полярный проход КА Ulysses (в начале и в конце 2007 г.), причём данные по интенсивности ГКЛ могут быть особенно интересными, т.к. при современной отрицательной полярности гелиосферного магнитного поля (ГМП; A < 0 – знак радиальной составляющей напряжённости ГМП в северном полушарии) ожидается значительно более неоднородное распределение ГКЛ в гелиосфере, чем во время первого полярного прохода Ulysses (1994-1995 гг.) при A > 0. Наконец, необычен сам текущий цикл.

В данной работе сначала мы обсуждаем развитие и особенности 23-го солнечного цикла в солнечных и гелиосферных характеристиках, важных для распространения ГКЛ. При этом, рассматривая необычное поведение Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково высокоширотной ветви солнечной активности, анализируются не только данные по крупномасштабным магнитным полям, но и число полярных факелов – мелкомасштабных образований с сильным полем. Далее рассматриваются развитие и особенности текущего цикла в интенсивности ГКЛ в гелиосфере. Завершают работу наши предположения о возможном поведении солнечных и гелиосферных характеристик и, как следствие, интенсивности ГКЛ в ближайшие годы, на фазе минимума 24-го солнечного цикла.

23-й солнечный цикл на Солнце и в гелиосфере На Рис. 1 показано поведение в 1975-2006 гг. солнечных и гелиосферных параметров, важных для распространения в гелиосфере ГКЛ. Средние по полушариям индексы сглажены с периодом полгода (кроме параметров полярной активности, сглаженных с периодом один год).

числа полярных факелов NPF (сплошная тонкая кривая; см. [4] и ссылки в ней). Нижние панели демонстрируют поведение гелиосферных характеристик, непосредственно важных для распространения ГКЛ: в - напряжённости ГМП в районе орбиты Земли [5] и г - угла наклона к гелиоэкватору глобального гелиосферного токового слоя (ГГТС) CS [3]. Считается, что напряжённость ГМП определяет коэффициент диффузии и скорость крупномасштабного дрейфа ГКЛ, а ГГТС является эффективным каналом транспортировки ГКЛ внутрь гелиосферы и из неё.

К настоящему времени (09.2006 г.), несмотря на низкий уровень пятнообразовательной активности, пятна нового цикла до сих пор не появились, т.е. текущий цикл всё ещё находится на фазе спада. Однако уже можно заметить, что цикл довольно необычен [6]. Фаза роста длинна; временной профиль площади пятен выглядит почти симметричным относительно фазы максимума. Максимальный уровень в пятнообразовательной активности в нарушение правила Гневышева-Оля был ниже, чем в предыдущий чётный цикл. Как и в предыдущие циклы, площадь пятен демонстрирует уменьшение в середине максимальной фазы (т.н. провал ГневышеТруды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково ва (Gnevyshev Gap), см. [7, 8] и ссылки в них). Очень странным является поведение высокоширотных магнитных полей, особенно на фазах максимума и спада: полярное магнитное поле в обоих полушариях быстро изменило полярность около 2000.0, но затем рост его напряжённости сильно замедлился, и с 2001 г. поля остаются малыми вплоть до настоящего времени. Аналогичное поведение демонстрирует и другой индекс высокоширотной ветви, число полярных факелов, что очень важно как независимое подтверждение поведения полярной активности, т. к. результаты измерения B ls (и CS) основаны на регулярном сканировании крупномасштабных магнитных полей в обсерватории WSO, при котором в 2001-2002 гг. имел место значительный сбой, [3]. Однако, на наш взгляд, поведение NPF после 2000 г., менее аномально: показанная на Рис. 1б штриховой кривой напряженность полярных полей, восстановленная по регрессии между B ls и NPF pol за 1976-1999 гг. (вне периодов инверсии высокоширотных полей), превышает наблюдаемую [9].

Как видно из Рис. 1в, в гелиосфере напряженность ГМП около Земли (а, значит, в первом приближении, и во всей гелиосфере) изменяется аналогично площади солнечных пятен (например, соотношение максимальных уровней в циклах), хотя, конечно, есть и существенные различия, прежде всего в амплитуде 11-летней вариации и многих деталях. В напряжённости ГМП провал Гневышева чётко проявляется лишь в 22-м цикле.

Так как уровень активности высокоширотной ветви солнечной активности сильно отражается на средней широтной границе ГГТС CS, равной CS в модели наклонного ГГТС, [9], то слабое в 2001-2006 гг. высокоширотное поле приводит в эти годы к слабо меняющемуся и для текущей фазы солнечного цикла аномально большому наклону ГГТС к экватору (сплошная кривая на Рис. 1г). Отметим, что наблюдаемый CS довольно близок к показанному на Рис. 1г пунктиром CS, оцененному по регрессионной модели связи между CS и солнечной активностью, [9], но больше оцененного, если в качестве B ls использовать не измеренные, а полученные по регрессии с NPF значения высокоширотного поля (показанные штриховой кривой на Рис. 1г). При этом для сглаженных с периодом полгода характеристик в модели [9] использованы следующие значения свободных параметров: = 1.444; 20 = 28.282; 30 = 0.26; 40 = 0.142; 50 = - 0.384; средняя погрешность аппроксимации 5.5° с коэффициентом корреляции = 0.94. Таким образом, как и в случае с B ls, использование в качестве индекса высокоpol широтной ветви активности числа полярных факелов, приводит к более нормальному поведению в 2001-2006 гг. очень важного для ГКЛ наклона ГГТС, чем при использовании наблюдаемых (и, возможно, содержащих ошибку) значениях B ls.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Тем не менее, как видно из Рис. 1б, оба индекса высокоширотной активности согласуются с выводом об аномально низком уровне этой активности после 2000 г. по сравнению с предыдущими солнечными циклами. В работе [6], посвящённой выяснению причин этой аномалии, установление этих причин проводилось путём моделирования 23-го цикла с помощью математической модели типа динамо с меридиональными потоками, причём использовались данные по этим потокам с 1996 г. Основными факторами, вызвавшими указанную аномалию, авторы [5] считают слабость в 23-м цикле источников полоидального поля (главным образом, остатков тороидальных полей, т.е. активных областей и пятен) и систематическое уменьшение в 1990-ые годы меридиональных потоков. Однако для изучения причин низкого уровня в текущем цикле пятенной активности авторы [6] нуждаются в данных по меридиональным потокам до 1996 г., которые могут быть извлечены из гелиосейсмических данных за предыдущие лет.

Вариациями интенсивности ГКЛ охвачена вся гелиосфера. Можно предположить, что в той её части, где структура солнечного ветра и ГМП не сильно изменяется с гелиоцентрическим расстоянием, вариации интенсивности ГКЛ тоже должны быть подобны. В связи с этим интересно не только проследить, как в поведении ГКЛ отражаются особенности текущего цикла, но и сравнить развитие солнечного цикла в интенсивности одних и тех же энергий в глубине, на промежуточных расстояниях и на периферии гелиосферы. Для этой роли лучше всего подходят ГКЛ т. н. средних энергий (Tn = 100-500 МэВ/н), см. [10]. На Рис. 2 показаны временные профили измеренной на КА IMP-8 (пунктирные кривые; [10]), Pioneer-10 [11], Voyager-1 (штриховые кривые) и Voyager-2 [12] интенсивности ГКЛ для протонов (верхняя панель) и ядер гелия (нижняя панель) средних энергий, сглаженной с периодом полгода. Так как данные околоземного IMP-8 становятся менее детальными с 10.2001 г., с этого момента значения интенсивности определялись из данных регулярного баллонного мониторинга космических лучей [10].

Как видно из Рис. 2, в интенсивности ГКЛ около Земли (пунктирная кривая на обеих панелях) наблюдалась необычно длинная фаза максимума (2000.7-2003.7) с выраженным пиком Гневышева (соответствующим провалу Гневышева в солнечной активности). В работе [13] был сделан вывод, что особенности фазы максимума 23-го солнечного цикла в интенсивности ГКЛ тесно связаны с аномальным поведением угла наклона ГГТС к гелиоэкватору. После окончания фазы максимума интенсивность ГКЛ быстро росла в течение полугода, а затем рост остановился, и в 2004.3-2005.7 временной профиль интенсивности выглядел плоским. Отметим, что в течение предыдущих солнечных циклов не наблюдалось таких периодов сильТруды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково ной модуляции ГКЛ на фазе спада солнечной активности (за исключением аномального “мини-цикла” в 1974-1975 гг.). Солнечный источник этой модуляции на Рис. 1 не заметен. Начиная с октября 2005 г., интенсивность ГКЛ возрастает в течение нескольких месяцев.

Переходя к наблюдениям интенсивности ГКЛ на КА Pioneer-10 и Voyager-1, -2 (V1/2; три верхние кривые на панелях Рис. 2), отметим, что они непрерывно удаляются от Солнца, и к октябрю 2006 г. V1 и V2 были на расстояниях 100 а.е. и 80.5 а.е., соответственно. В фазе максимума текущего солнечного цикла в данных V1 и V2 также наблюдаются выраженные пики Гневышева, хотя их структура несколько отличается от наблюдаемой у Земли. Однако 11-летний цикл выглядит довольно необычно. Например, для ядер гелия (нижняя панель) временной профиль интенсивности на V1 совсем не демонстрирует цикл, т. к. интенсивность во время фазы минимума (1998-1999 гг.) ниже её уровня в максимуме цикла (2001гг.). На фазе спада активности рост интенсивности на V1 и V2 начался в конце и начале 2004 г., соответственно, и период усиленной модуляции, наблюдавшийся у Земли, в дальней гелиосфере не был заметен, зато наблюдается некоторая особенность в конце 2005 - начале 2006 гг. Не заметно и какой-либо особенности во временном профиле интенсивности ГКЛ на V1 при пересечении им терминальной ударной волны солнечного ветра в конце 2004 г.

Чтобы разобраться в разнице в проявлениях солнечного цикла в интенсивности ГКЛ на разных гелиоцентрических расстояниях было предложено рассмотреть вариацию нормализованной безразмерной интенсивности (см. [14] и ссылки в ней):

используя радиальные профили интенсивности ГКЛ в минимуме Jm(r) и максимуме JM(r) солнечного цикла как границы, внутри которых развивается солнечный цикл. На Рис. 3 показаны временные профили тех же интенсивностей ГКЛ, что и на Рис. 2, но нормализованных согласно (1) и Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково сдвинутых по времени на t=(r-1)/Vsw, с VSW=450 км/с для учёта переноса деталей временного профиля интенсивностей ГКЛ со скоростью солнечного ветра. Теперь на всех гелиоцентрических расстояниях ясно виден в основном синхронный 11-летний цикл. Сильное отклонение данных V1 в 1985-1987 гг. от общего для всех КА поведения нормализованной интенсивности ГКЛ обусловлено широтой этого КА (26-29°N) и сильным отрицательным широтным градиентом интенсивности ГКЛ в этот период (см.

ниже). Отчётливый сдвиг времени максимума интенсивности ГКЛ во внешней гелиосфере по сравнению с внутренней в 1997-1999 гг. обусловлен, по-видимому, эффектами магнитного дрейфа при полярности ГМП A>0 (см. [14]).

Для фазы спада активности текущего цикла (после 2003.7) отметим три особенности в поведении нормализованной интенсивности: 1) она растёт, однако спустя 3 года достигла лишь уровня 70% от максимума; 2) она в дальней гелиосфере значительно ниже, чем у Земли, и 3) в дальней гелиосфере не заметна усиленная модуляции ГКЛ, наблюдаемая около Земли в 2004-2005 гг. Первый из этих фактов может быть связан с тем, что в (1) использованы радиальные профили для минимума 23-его цикла (с полярностью ГМП A < 0), полученные экстраполяцией на большие расстояния радиальной зависимости интенсивности, наблюдавшейся (в 1987 г. на r=23-42 а.е.) в предыдущий минимум с такой полярностью ГМП. Если по каким-то причинам (см. ниже) интенсивность ГКЛ в минимуме 24-го цикла ожидается ниже, чем в минимуме 22-го, будет меньше верхняя из границ, внутри которых развивается солнечный цикл после 2001 г., и нормированная интенсивность увеличится. Второй из отмеченных фактов может быть обусловлен использованием при формировании Jm(r) для минимума 24-го цикла условия постоянного относительного радиального градиента Gr. Если принять, что на больших расстояниях радиальный градиент уменьшается (например, Gr~1/r), нормализованные интенсивности ГКЛ во внутренней и дальней гелиосфере могут сблизиться. Что касается третьей отмеченной особенности, заметим, что из-за сдвига деталей временного профиля со скоростью солнечного ветра начало периода усиленной модуляции, имевшего место на Земле в 2004.3-2005.7, на V1 может наблюдаться именно в конце 2005 г. и, возможно, указанная выше особенность в поведении интенсивности на V1, 2 в конце 2005 г. является отражением в дальней гелиосфере усиления модуляции интенсивности в 2004-2005 гг.

около Земли.

Об ожидаемом поведении интенсивности ГКЛ в минимуме СЦ Так как приближающийся минимум солнечного цикла 24 характеризуется полярностью ГМП A < 0, можно ожидать, что в ближайшие 2-3 года, как в минимумах 20-го и 22-го циклов, временной профиль интенсивности будет иметь заострённую форму. Однако при этом следует учитыТруды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково вать два обстоятельства. Во-первых, напряжённость высокоширотных магнитных полей на фазе спада 23-го цикла значительно меньше, чем в аналогичную фазу предыдущих циклов. Так как источник высокоширотных полей (поля активных областей и пятен) на фазе спада невелик и уменьшается, вряд ли можно ожидать существенного усиления полярных магнитных полей в ближайшие годы. Это означает, что во время приближающегося минимума солнечной активности с A 1000), происходит уменьшение темпов роста площади факелов.

В последнее время особое внимание уделяется уровню высокоширотной активности и в частности распределению полярных факелов в солнечном цикле [4,5]. Данные SOHO/MDI предоставляют возможность провести анализ высокоширотной активности в минимумах 23 и 24-го циклов активности. На рис. 6 представлены вариации числа полярных факелов на широтах выше 60o в период 1996-2006 годов. Максимум числа полярных факелов приходился на периоды 1996, 1998 годов, а в 24-м цикле активно сти в 2004 году. Минимум числа полярных факелов приходится на период Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково 2000-2001 годов, что вероятно обусловлено процессом переполюсовки полярного магнитного поля. Максимальное число полярных факелов в 24-м цикле примерно 1.5 раза меньше чем в 23-м цикле. Однако следует заметить, что, как правило, распределение числа полярных факелов носит Рис. 4. Распределения среднемесячных площадей факелов по данным SOHO/MDI в солнечной полусферы в функции от плоединицах 10-3 от площади солнечного дис- щади солнечных пятен, выраженной в ка. Для северного полушария (верхняя па- мдп.

нель) для южного полушария (средняя панель), для всего Солнца (нижняя панель).

Рис. 6. Распределение число полярных факелов на широтах выше 60o. Для северного полушария (верхняя панель) для южного полушария (средняя панель), для всего Солнца (нижняя панель).

двухвершинный характер [6]. Первый максимум на фазе спада активности солнечных пятен связан с дрейфом магнитных полей из среднеширотной Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково зоны. Второй максимум, может быть обусловлен появлением магнитных полей нового цикла. Возможно, что наступление второго максимума полярных факелов еще не произошло и его следует ожидать в 2007-2008 годах.

На рис. 7 представлена широтно-временная диаграмма распределения числа факелов площадью в диапазоне 50-300 мдп. На диаграмме хорошо видна область среднеширотной активности, связанная с активностью солнечных пятен. Кроме низкоширотной активности на диаграмме присутствуют и циклы полярной активности в эпоху близи минимумов 23 и 24-го циклов. В период 2003-2004 годов дрейфы активности факелов направлены от низких широт к высоким. Очевидно, что локальный максимум полярной активности в 2004 обусловлен импульсом активности солнечных пятен в 2003 году (см. рис. 1).

Рис. 7. Широтно-временная диаграмма рас- Рис. 8. Распределение факелов с учетом пределения числа факелов площадью 50- интенсивности магнитного поля. Обласмдп. ти отрицательных значений напряженности магнитного поля затемнены.

На телескопе SOHO/MDI ведутся также и магнитографические наблюдения. Мы провели наложение границ выделенных активных областей пятен и факелов, полученных в белом свете, на магнитограммы, с моментами наблюдений наиболее близкими к моменту наблюдения в белом свете. Это позволило определить магнитные характеристики выделенных объектов. К сожалению, технические характеристики магнитографа SOHO/MDI не позволяют достоверно определять магнитные поля в солнечных пятнах. Так, средняя напряженность магнитных полей в тени пятен составила около 800 Гс, что является заниженной величиной. Но для магнитных полей факелов магнитограф дает более достоверные значения. На рис. 8 представлена диаграмма распределения магнитных полей, определенный для факелов в белом свете. При этом положительные и отрицательные магнитные поля факелов могут взаимно компенсировать друг друга. На диаграмме прослеживается зональная организация распределения факельных полей с магнитным полем различной полярности. Такое расТруды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково пределение характерно и для зональной организации крупномасштабного магнитного поля. В эпоху 1997-2001 годов наблюдается дрейф факелов с магнитным полем полярности обратной к фоновому магнитному полю от средних широт к полюсам. В низкоширотной зоне также существуют долгоживущие зональные границы на широтах около 20 градусов и вблизи экватора.

Выполненный анализ позволяет рассмотреть особенности проявления активности в белом свете по данным одного из самых стабильных в настоящее время телескопов SOHO/MDI. Помимо анализа солнечных пятен этот инструмент может эффективно использоваться для определения активности низкоширотных факелов и полярных факелов в белом свете. В частности показано, что максимум распределения числа полярных факелов в 2004 году был обусловлен импульсом активности солнечных пятен осенью 2003 года.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 06-02-16333 и программы “Нестационарные процессы в астрономии”.

1. Antalova A. //BAICz, 1971, v.22, p.352.

2. Brandt P.N., Smidt W.//Sol.Phys., 1990, v. 129, p.191.

3. Foukal P.// Sol.Phys., 1993, v. 148, p.219.

4. Li K., Qiu J., T. Su, Irie M., and Gao P.// Publ. Astron. Soc. Japan,, 2004, 5. Makarov, V.I., & Makarova, V.V.// Solar Phys., 1996,v. 163, 267.

6. Тлатов А.Г. //в сб. конф. "Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности", ИЗМИРАН, Троицк, изд. ГАО РАН, 2005, с. 323.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково

ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ

ФОРМЫ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ

ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В ЭПОХУ МИНИМУМА АКТИВНОСТИ

Кисловодская Горная Станция ГАО РАН; solar@narzan.com

LONG-TERM VARIATONS OF THE SOLAR CORONA FORM

ACCORDING OBSERVATION DURING AN EPOCH

OF MINIMUM ACTIVITY

Kislovodsk solar station of the Main Astronomical Observatory, RAS

Abstract

We has been carried out the analysis of the solar corona structure during the period of minimal activity from 1867 till 2006.The new flattening index for the large coronal streamers was proposed. It was shown that the index had been smoothly changing during the last years. The minimal value of the index falled on the period of the 17th – 19th activity cycles, it is the period when the solar corona most, corresponded to the dipole configuration of the global magnetic field of the sun. At the beginning of the 20th and the 21st centuries the corona structure corresponded to the quadrupole configuration. The reasons of the variations of the solar corona structure and connection with geomagnetic activity are being discussed.

Структура солнечной короны отражает конфигурацию магнитных полей Солнца. Поскольку магнитное поле Солнца подвержено циклическим изменениям, это приводит к циклическим изменениям формы короны. В работе Ганского [1] по обработке 12 снимков короны во время затмений были классифицированы 3 типа солнечной короны: максимальный, промежуточный и минимальный. В 1902 году в докладе о затмении 1898 года Негамвала [2] также привел классификацию короны в зависимости от пятнообразовательной деятельности. При описании формы короны используют характерные особенности и фазу активности Солнца Ф, которую определяют следующим образом:

Значения Ф положительны на ветви подъема и отрицательны на ветви спада. В [3] приводится несколько другая классификация типов структур. 1) Максимальный тип |Ф| > 0.85 с такими особенностями полярные лучевые системы (ПЛС)не видны, большие лучи наблюдаются на всех гелиоширотах и расположены радиально. 2) промежуточный предмаксимальный или после максимальный 0.85 > |Ф| > 0.5. ПЛС видны хотя бы в одном полушарии, на высоких широтах резко видны опахальные лучи, расположенные Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково почти радиально. 3) промежуточный предминимальный или послеминимальный 0.5 > |Ф| > 0.15. ПЛС хорошо развиты в обоих полушариях, опахальные лучи сильно отклонены к плоскости солнечного экватора. 4) минимальный тип 0.15 > |Ф|. ПЛС сильно развиты в обоих полушариях. Опахальные лучи расположены параллельно плоскости экватора. 5) идеально минимальный тип 0.05 > |Ф|. Мощные опахальные системы расположены вдоль экватора. Существуют множество работ, посвященных изучению изменению протяженности ПЛС, степени сжатия короны, среднего угла опахальных лучей и др. характеристик короны в зависимости от фазы цикла (см. [3], [5]).

В данной работе ставится вопрос о вариациях формы короны с фазой векового цикла активности.

Исходными данными в настоящем анализе были зарисовки формы короны, взятые из каталогов [3,2,5], а также фотографии затмений в минимумах 23 и24-го цикла активности. В работе [3] отдельно выделен идеально минимальный тип короны. При этом предполагается, что фаза активности д.б. |Ф| < 0.05. Собственно говоря, идеально минимальный тип короны встречался однажды в 1954 году (рис.2). Заметим, что это было в минимуме активности перед самым большим 19-м циклом активности за всю историю наблюдений. Скорее всего, подобная форма короны не встречалась больше на протяжении 50 лет до и после этого события. Формы короны 1954 г. близка дипольной, т.е. опахальные лучи быстро сближаются к плоскости солнечного экватора. В тоже время, в других затмениях, например 01.01.1889 (Ф=-0.18), 21.12 1889 (Ф=0.03), 17.05.1901 (Ф=-0.07), 10.09.1923 (Ф=0.04), 30.05.1965 (Ф=0.14) опахальные лучи на расстояниях больше 2-х радиусов не стремятся к плоскости экватора, а распространяются вдоль него. Для анализа формы затменной короны во время минимума активности нужно выбрать соответствующий индекс. Нам нужен индекс, характеризующий форму короны минимального типа, причем на изображениях и рисунках различного качества. Корона минимума характеризуется явно выраженными полярными лучевыми системами и опахальными лучами. Введем индекс, который характеризует угол между высокоширотными границами опахальных лучей на расстоянии 2R. Индекс, является суммой углов по восточному и западному лимбам: = W + E. На рис.1 представлен схема определения параметра. По сути индекс является упрошенным вариантом индексов сжатия формы короны [6,7].

На рис. 2 представлены формы затмений в эпохи близкие к минимуму солнечной активности 11-24 циклов. Вычисленные значения параметра для этих затмений представлены в таблице 1. Параметр меняется в пределах от 80 до 170 градусов. Также в таблице приведена фаза солнечного цикла. На рис 3. представлено изменение параметра для короны эпохи Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково минимума активности с фазой |Ф| < 0.2. Можно отметить, что минимальные значения параметра приходятся на эпоху 1935-1955 годов. Остальные значения достаточно хорошо ложатся на огибающую кривую с минимумом в 17-19-х циклах активности. Структуру солнечной короны для затмений в минимумах 18 и 22-го циклов в литературе найти не удалось. Для заполнения пропусков можно использовать затмения на фазах роста или спада солнечного цикла. Как видно из таблицы, затмение 1945 и 1984 гг. достаточно далеко отстоят от фазы минимума активности. Для этих затмений можно ввести модифицированный параметр * = 180 - (1-|Ф|). Это параметр приводит значения параметра к фазе минимума. На рис. 4 представлено изменение параметра * за последние 13 циклов активности.

Рис.1. Схема определения углов для определения параметра = W + E Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Рис. 2. Затмения близкие к эпохе минимумов 11-24 циклов активности.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Параметр и *=180- для затмений 11-24 циклов активности. Для затмений 18 и 22-го циклов параметр был приведен к эпохе минимума как *=180- (1-|Ф|). Также приведены фаза цикла Ф и числа Вольфа W в последующем цикле активности.

Рис. 3. Распределение параметра для структуры короны минимального типа с фазой меньше |Ф| < 0.2. Также помечены номера циклов активности.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Рис. 4. Распределения модифицированного параметра *, включены затмения 18-го и 22-го циклов активности и огибающая линия.

Наличие долговременных трендов в структуре солнечной короны может быть связано с изменением конфигурации глобального магнитного поля Солнца. В эпоху минимума активности роля активных образований невелика. Как известно, опахальные лучи, как правило, лежат над линиями раздела крупномасштабного магнитного поля, трассируемой волокнами и протуберанцами [3]. Поэтому исследования формы короны дают ценную информацию о структуре крупномасштабных полей за большой интервал времени. В минимуме активности наиболее отчетливо проявляются свойства глобального магнитного поля Солнца. При этом, как правило, понимают его дипольную составляющую, связанную с ростом напряженности магнитного поля на полюсах. Вместе с тем из проведенного анализа может быть сделан вывод, что представление о конфигурации глобального поля Солнца в виде дипольной структуры, возможно, не является верным. Конфигурация короны для затмений 1889, 1901 и других скорее соответствует квадрупольной, или с учетом разной полярности на полюсах октупольной форме. Таким образом, параметр * должен отражать изменение дипольной компоненты в минимумах активности. Для сравнения на рис. 5. представлено изменение дипольного момента и огибающая, проведенная через минимумы активности Солнца. Данные получены из разложения синоптических Н-альфа карт раздела полярности. Наибольший дипольный момент соответствовал эпохе 19-го цикла активности. В целом, огибающая кривая дипольного момента соответствует изменению индекса формы короны *.

Другим важным вопросом, обсуждаемым в последнее время, является рост напряженности радиальной компоненты межпланетного магнитного поля [8]. На рис 6 представлено изменение геомагнитного индекса aa из работы. В первой половине 20-го века наблюдался рост значений этого индекса, причем росла медленноменяющаяся компонента особенно заметная Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково в эпоху минимума активности. В последние десятилетия наблюдается уменьшение индекса aa в эпоху минимума активности. Возможно, это обусловлено перестройкой глобального магнитного поля Солнца, видимого с изменение структуры солнечной короны. Заметим, что изменение геомагнитного индекса и дипольного момента крупномасштабного магнитного поля Солнца (рис. 7) в эпоху минимума активности практически идентично.

Рис. 5. Изменение дипольного момента, полученного по синоптическим Н-альфа картам Солнца. Также проведена огибающая кривая для минимумов активности.

Рис. 6. Среднегодовые aa индексы с 1868 Рис. 7. Связь между значениями aa и величигода. Стрелки указывают на рост значений ной дипольного момента крупномасштабного в первой половине 20-го века и уменьше- магнитного поля в эпоху минимума активние в последние десятилетия для эпох ми- ности. Также на графике представлены номенимума активности. ра циклов активности и линейная регрессия.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ N-06-02-16333 и программы “ Программы Нестационарные процессы в астрономии ”.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково 1. Ганский А.П. Изв. Импер. Акад. Наук. 1897, 6, 251.

2. Naegamvala K.D. Report. Total solar eclipse 21-22 January, 1898, Bombay, 1902, 49 c.

3. Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Иванчук В.И., Несмянович А.Т.

и др. Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном пространстве. Под. ред. Всехсвятского, Киев, 4. Naegamvala K.D., Publ. M.T.Obs.Poona, vol.1, 5. Loucif M.L., Kouchmi S., A&A suppl.ser. 1989, 77, c. 44- 6. Ludendorf H. Sitzer Preasus, Acad. Wiss., 1928, 16, 7. Никольский Г.М. Астрон. Журн. 1955, 32, 84.

8. Cliver E.W. and Ling A.G., JGR, 2002, v. 107, SSH 1-11.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково

РОЛЬ ГЛОБАЛЬНЫХ ТОКОВЫХ СИСТЕМ

В ЦИКЛЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

Кисловодская Горная Станция ГАО РАН; solar@narzan.com

ROLE OF GLOBAL CURRENT SYSTEMS

IN SOLAR ACTIVITY CYCLE

Kislovodsk solar station of the Main Astronomical Observatory, RAS

Abstract

In article the mechanism of formation global токовых systems is suggested. Such currents can originate because reconnection of several bipolar magnetic regions. Thus there is a magnetic field forming a global magnetic field of the Sun. Also global current systems can effectively accumulate energy for solar flares.

Одним из основных вопросов солнечной физики является проблема формирования глобального магнитного поля Солнца и его роль в цикле активности. В соответствие с динамо моделью Бэбкока-Лейтона [1,2] магнитное поле активных областей формируется в результате динамо-эффекта, приводящего к генерации сильного тороидального поля и относительно слабого полоидального. Тороидальные магнитные поля всплывают к поверхности, но при этом вследствие -эффекта происходит разворот силовых трубок, что приводит к преобразованию локальных тороидальных полей в полоидальное магнитное поле вблизи поверхности. В следующем акте динамо механизма необходимо сформировать новое полоидальное магнитное поле. Считается, что оно является продуктом распада и дрейфа биполярных магнитных областей.

Вместе с тем в замкнутых моделях типа динамо модели БэбкокаЛейтона существуют определенные сложности. Одной из самых существенных, это формирование и перенос полоидального магнитного поля от верхних слоев солнечной атмосферы к области генерации.

В данной работе предполагается, что с развитием цикла активности возникают глобальные токовые системы, возникающие вследствие диссипации магнитных полей систем биполярных групп. Такие токовые системы могут быть ответственны за формирование глобального магнитного поля солнца и накопление энергии для солнечных вспышек.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Формирование глобального магнитного поля Солнца В схеме формирования глобального магнитного поля Бэбкока-Лейтона предполагается, что магнитные поля ведущих частей биполярных групп противоположных полушарий пересоединяются между собой. Магнитные поля хвостовых частей при этом дрейфуют к полюсам и формируют полярного поле нового цикла. Первоначально считалось, что тороидальное магнитное поле распределено по всей конвективной зоне. В последующем, было высказано предположение, что зона генерации магнитного поля находится у основания конвективной зоны ~0.7R, а смещение средней широты образования солнечных пятен происходит под действием меридиональной циркуляции [15]. Для объяснения механизма переноса полоидального магнитного поля к нижней границе конвективной зоны было предложено использовать нисходящие потоки вещества на полюсах, являющиеся частью замкнутой меридиональной циркуляции [10].

Всплывающие магнитные поля биполярных групп разрушаются и исчезают в течение нескольких месяцев. Мы можем предположить, что диссипация магнитного поля происходит в присутствие токов, протекающих вдоль линии раздела магнитных полей разной направленности. При этом в близи температурного минимума над фотосферой может происходить пересоединение силовых линий, и как следствие выталкивание вещества в корону и формирование волокон и протуберанцев [8,9]. Основываясь на наблюдательных фактах о наличие угла между магнитными центрами в биполярной группе к экватору, а также принимая во внимание, что на Солнце может существовать несколько биполярных групп в различных полушариях, можно прийти к выводу о возможном существовании двух кольцевых токов в солнечной атмосфере. Направление токов в разных полушариях совпадает, а значит и совпадает направление формируемого ими магнитного поля (Рис.1). Существование глобальных токовых систем может быть косвенно подтверждено из наблюдений структуры солнечной короны. На рис. 2 представлено сводные синоптические карты распределения плотности короны в период 1999 года по данным телескопа SOHO/Lasco-2. Из этой диаграммы видно, что на высотах 2.5R и 4R в каждом полушарии пояса существуют уплотнений солнечной плазмы, на широтах появления солнечных пятен. Эти пояса могут быть трассерами глобальных токовых систем.

Величину тока можно оценить из моделей возникновения токовых слоев [6]. В квазистационарном режиме, когда по краям его не возникают концевые обратные токи, полный ток в слое равен I = c b / 4. Где с- скорость света, - градиент внешнего магнитного поля с обеих сторон, 2bширина слоя. Если l-длина слоя, то выражение для свободной энергии Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Рис. 1. Схема формирования кольцевых токов, возникающих при диссипации биполярных областей магнитного поля.

Рис.2. Сводная синоптическая карта для оборотов 1944-1957 (1999 г.) распределения яркости короны на высотах 2.5R и 4.0R по данным наблюдения коронографа SOHO/Lasco-2.

магнитного поля W, которая накапливается и диссипирует в токовом слое, равна: W = l ln 2. При параметрах токового слоя, типичных для солнечной плазмы: l~1010 см, и b~7108 см, ~ 510-7 Гс/см, ток в слое I~61011А [7]. Подставляя значение тока I для радиуса Солнца Ro=6. см, получим оценку возбуждаемого глобального магнитного поля B~6 Гс.

Это значение по порядку величины соответствует величине магнитного поля на полюсах а, следовательно, этот механизм может играть свою роль в создании глобального поверхностного магнитного поля.

Таким образом можно предположить, что вследствие всплывания и диссипации биполярных магнитных областей различного масштаба и их развороту вследствие -эффекта могут появиться замкнутые кольцевые Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково системы токов. Такие замкнутые токовые системы могут участвовать в формировании глобального магнитного поля Солнца.

В наблюдательные данные говорят о наличие корреляционных связей между распределением крупномасштабного магнитного поля, например, для диполь-октупольного индекса (рис. 3), а также распределением ярких высокоширотных магнитных элементов в линии CaII-K (рис. 4) в эпоху минимума активности и интенсивностью следующего цикла активности [11]. Эти два индекса, в целом, отражают напряженность полярного магнитного поля в эпоху минимума активности. Возможное объяснений этой связи может быть дано в рамках динамо модели с учетом механизма переноса полярного магнитного поля к области генерации тороидального магнитного поля у основания конвективной зоны вследствие замкнутой меридиональной циркуляции [10]. В этой модели скорость меридиональной циркуляции у основания конвективной зоны R~0.7Ro, направлена от высоких широт к экватору и составляет 1-3 м/с. Между эпохой минимума, когда напряженность полярного магнитного поля максимальна, и эпохой максимума появления солнечных пятен существует фазовый сдвиг, в течение которого происходит перенос полоидального магнитного поля от высоких широт и генерация сильных тороидальных полей вследствие эффекта.

Рис. 3. (Вверху). 11-летние циклы крупномасштабного фонового магнитного поля Солнца, выраженные дипольной и октупольной индексом A(t) в период 1887 – 2003гг.

(Внизу). Числа Вольфа.

Другое объяснение этих наблюдательный фактов сводится к тому, что волны активности, частью которых является цикл солнечных пятен, имеют длительность превышающую 11-лет [16]. Поэтому цикл полярной активности и распределения крупномасштабных магнитных полей в эпоху минимума активности может являться суперпозицией поверхностного магТруды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково нитного поля, сформированным в текущем цикле и волны активности нового цикла, начинающуюся на высоких широтах. Если принять что, длительность цикла обратно пропорционально его мощности, то новый цикл уменьшает полярное поле, тем большее время, чем он менее мощный. Таким образом, должны наблюдаться корреляционные связи между интенсивностью полярного магнитного поля и активностью солнечных пятен.

Рис. 4. (Вверху). Число высокоширотных ярких эфемерных областей Kpol контрастом не менее 30% от уровня спокойного Солнца. (Внизу). Среднегодовые значения чисел Вольфа.

Величина этого поля должна зависеть от мощности цикла активности и на больших интервалах времени быть различна для четных и нечетных циклов. Это позволяет выдвинуть предположение, что на интервалах времени больших 22-х лет Солнце может намагничиваться преимущественно полем одной полярности, что создает условия для установления квазипостоянного магнитного поля на глубинах ниже конвективной зоны. Гипотеза о взаимодействие полоидальных магнитных полей нескольких циклов при генерации тороидального магнитного поля текущего цикла была предложена в [10].

как источник энергии солнечных вспышек Другим проявлением солнечной цикличности являются солнечные вспышки. Солнечные вспышки связывают с взрывным выделением энергии, сопровождающимся такими процессами как мощным электромагнитным излучением от радио до рентгеновского диапазона, формированием межпланетной ударной волны, ускорением частиц, выбросом массы вещества и другими. Мощность солнечной вспышки изменяется от ~1022 Дж в субвспышке до 31025 Дж в самых больших событиях. Вспышки, как праТруды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково вило, возникают, в активных областях. Обычно предполагают, что именно в магнитном поле активных областей накапливается энергия для вспышки.

Места наиболее вероятного возникновения вспышек связаны с быстроразвивающимися активными областями. В тоже время в фотосфере под вспышкой в фотосфере не наблюдается никаких крупномасштабных изменений магнитного потока. Другим интересным свойством обладают “симпатические” вспышки, которые происходят при появлении другой вспышки, даже если они находятся на большом расстоянии друг от друга.

Существуют два основных подхода к объяснению солнечных вспышек. Один из них рассматривает токовые системы, другой процессы быстрого пересоединения магнитного поля [5]. В моделях пересоединения магнитного поля рассматривают изменение топологии магнитного поля над активной областью в результате слияния разнонаправленных силовых линий магнитного поля в области малого размера [13].

Модель токового контура была предложена [4] и развита [3, 12]. В данной модели выделение энергии во вспышке рассматривается по аналогии с коротким замыканием в цепи электрического тока. В этом механизме рассматривается резкое увеличение сопротивления, при этом может выделяться энергия, запасенная в индуктивности (энергия магнитного поля). В этой схеме, принимается, что существуют вертикальные токи, возникающие над активной областью [3]. Считается, что механизм резкого увеличения сопротивления обусловлен увеличением концентрации нейтральных атомов, например вследствие эрупции солнечного волокна.

Вместе с тем, энергия, запасаемая в глобальных токовых системах, может быть соизмеримой, или значительно большей, чем энергия, выделяющаяся в солнечных вспышках. А глобальные токовые контуры могут являться основным источником энергии крупных солнечных вспышек.

Индуктивность L кругового витка с током радиуса R, в которой ток существования глобальных кольцевых токов (рис.1) можем предположить, что значения R/r может лежать между 10 – 103. Это дает значение индуктивности L~50R~3,5103 Гн. Магнитная энергия такого кольцевого тока равна W=LI2. Для тока силой I~61011 А, энергия составит W~1026- Дж, что значительно превосходит энергию крупных солнечных вспышек.

Если принять, что время развития вспышки составляет ~103 сек, то напряжение, возникающее при разрыве токовой цепи, составит V=LdI/dt~LI/=1012 В, что может приводить к эффективному ускорению заряженных частиц. Заметим, что индуктивная энергия глобальных токовых систем на два порядка превосходит энергию токовых систем отдельной активной области оцененную в работе [3].

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Рис. 5. Эквивалентная электрическая схема глобального тока.

На рис. 5 представлена эквивалентная электрическая схема глобального токового контура. Здесь каждая биполярная группа имеет свой источник ЭДС, сопротивление, паразитную емкость [12] и индуктивность. Кроме этого существует общая индуктивность глобального контура. В моделях токового контура предполагается, что выделение энергии может быть вызвано увеличением сопротивления в токовом контуре, приводящим к электрическому пробою, обуславливающему быстрое выделение энергии.

В случае глобальных токовых систем этот механизм разрыва токовой системы также может рассматриваться в качестве основного механизма. Существовать несколько механизмов реализующих такую возможность.

i) Увеличение сопротивления токового контура, можно связать с эрупцией волокон перед солнечными вспышками [12]. Относительно холодное и слабоионизованное вещество солнечных волокон имеет значительно большее электрическое сопротивление, чем корональная плазма. В этом случае, эрупция волокна происходит на пути глобального тока, что можно представить резким увеличением сопротивления R.

ii) Разрыв глобального токового слоя может быть также обусловлен всплывающим магнитным потоком [14]. В этом случае всплывающая петля магнитного поля прокладывает себе путь в окружающем пространстве, поднимая токовый слой глобального контура. В рамках этой модели мы можем предположить, что сопротивление плазмы в токовом слое остается очень малым до тех пор, когда отношение тока к массовой плотности не превысит порог возникновения микронеустойчивости. Когда это происходит, сопротивление становится аномально большим и происходит выделение энергии.

iii) Мы можем принять во внимание, что всплытие новых групп активности, первоначально, приводит к созданию локальных токовых систем, не подключенных к контуру глобальной токовой системы (рис. 5). В процессе развития, отдельные токовое системы ”подключаются” к общему токовому контуру, при этом происходит топологическое изменение токового контура, изменение его индуктивности и как следствие выделение энергии.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Таким образом, учет глобальных токовых систем может быть полезным в моделях формирования глобального магнитного поля и разработке механизмов солнечных вспышек.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ N-06-02-16333 и программы “Нестационарные процессы в астрономии”.

1. Babcock H.W. // Astroph. J.,1961, v.133, p. 572-587.

2. Leighton R.B. //Astroph.J.,1964, v.140, p.1547-1563.

3. Alfven H. and Calqvist P. // Solar Phys., 1967, v.1, p. 220-267.

4. Jacobsen and Calqvist // Icarus, 1964, v. 3, p. 270-272.

5. Melrose D.B. //Aust. J. Phys., 1993, v. 46, p. 167-193.

6. Сыроватский С.И. // Изв. АН. Сер. Физ. 1975, т.39, с.359.

7. Сыроватский С.И. // Письма в Астрон. Журн. 1976, т. 2. с. 35.

8. Litvinenko Yu.E. and Somov B.V. // Solar Phys., 1994, v.151, p. 265-270.

9. Тлатов А.Г., Васильева В.В. // в. сб. трудов конф. “Современные проблемы солнечной цикличности, С.-Петербург, 1997, с.410-414.

10. Тлатов А.Г. // Астрон. журн., т.74, с. 447-453, 1997.

11. Tlatov A.G., Makarov V.I. // in pr., ASP Conference Series, v. 346, p.415Zaitsev V.V. and Stepanov A.V. // Solar Phys., 1992, v. 139, p. 343-356.

13. Прист Э., Форбс Т. // Магнитное пересоединение/М. Физматлит, 2005, 14. Heyvaerts J., Prist E.R., Rust D.M. // Astroph.J., v.216.p. 123-137.

15. Wang Y.-M., Shelley N.R., Nash A.G. // Astrophys.J., 1991, v.383. p.431.

16. Wilson, P.R., Altrock, R.C., Harvey, K.L., Martin, S.F., and Snodgrass, H.B. // Nature, 1988, v. 333, 748-750.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково

РАДИОСЕЙСМОЛОГИЯ ОБЩЕГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА

ПО ДАННЫМ АНАЛИЗА ТРЕХМИНУТНЫХ КОЛЕБАНИЙ

НА ВОЛНЕ 1.76 см В ПЕРИОД 1992-2006 гг.

Кисловодская Горная Станция ГАО РАН; solar@narzan.com

RADIOSEYSMOLOGY OF THE SUN-AS-STAR ACCORDING

TO ANALYSIS OF THREE-MINUTE OSCILLATION

ON WAVELENGHT 1.76 cm DURING 1992-2006.

Kislovodsk solar station of the Main Astronomical Observatory, RAS

Abstract

We considered variations of polarization radioemanation whole Sun on wave 1.76 cm of radio observatory Nobeyama. For this aim were is processed daily radiointensity data, as well as right and left circular polarization with 1-sek. resolution at period 1992-2006 yrs.

Was found that fluctuations since period around ~3 minutes be present at different phases of solar activity. Connection between the period of oscillations and of sunspots area was found out Радиоизлучение Солнца имеет периодическую составляющую. Наиболее наглядно такие колебания представлены в активных областях, магнитное поле которых может вызывать осцилляции в поляризации радиоизлучения в диапазоне периодов ~3 минут [1,2]. При этом, как было показано в работах [2,3,4,7] активные области должны иметь величину напряженности магнитного поля выше величины ~2000Гс. Колебания общего радиоизлучения Солнца имеют более сложный характер, в которых присутствуют гармоники различных периодов до нескольких десятков минут [5,6]. Как правило, исследования колебаний радиоизлучения Солнца привязаны к анализу конкретных активных областей. Вместе с тем современные данные радиотелескопов позволяют выделить колебания радиоизлучения Солнца по достаточно однородным рядам на протяжении времени соизмеримом с длительностью солнечного цикла [9,10].

Целью данной работы было изучение свойств 3-х минутных колебаний и их вариации с развитием солнечного цикла.

В данной работе были использованы ежедневные усредненные по диску Солнца данные радиогелиографа Nobeyama на волне 1.76 см. Эти файлы представлены в tsaxxxx fits формате и содержат на каждый день наблюдений ряды 1 сек. данных значений интенсивности, правой и левой Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково круговой поляризации. Количество отсчетов на каждый день наблюдений составляло Kd~28000-29000, что соответствует ~8 часам наблюдений. При спектральной обработке данных извлекались значения интенсивности и поляризации радиоизлучения. В дальнейшем проводилась обработка отдельных рядов для каждого дня наблюдений. Она состояла из нескольких этапов. В начале, проводилось предварительная обработка ряда, а именно, поскольку вспышечные процессы значительно отличаются по интенсивности от радиоизлучения спокойного Солнца, проводилось исключение таких интервалов времени путем замены интенсивности постоянной величиной, соответствующей интенсивности спокойного Солнца. Спектральная обработка ежедневных значений применялась как для всего ряда на интервале ~8 часов, так и в окнах размером 1-4 часов, перемещаемых вдоль ряда. Выбор окон проводился с целью определения средней длительности существования колебаний. Данные различных дней наблюдений обрабатывались по одной методики. Для каждого дня наблюдений была получена своя спектральная плотность мощности колебаний. Усредненные данные спектральной плотности мощности за год или другие интервалы времени получались суммированием ежедневных значений.

Данные спектрополяриметра обсерватории Nobeyama позволяют проводить анализ различных компонент радиоизлучения на волне 1.76 см позволяют проводить анализ в интенсивности и поляризации общего излучения Солнца. Как было показано в [8,9] в области ~ 3 минут компоненты поляризованного излучения имеют локальные максимумы. Наиболее хорошо 3-минутные колебания видны в разности левой и правой круговой поляризации. Для примера на рис. 1 представлен сигнал регистрации поляризации для 07.04.2004 года.

Поиск спектральной плотности мощности трехминутных колебаний мы проводили по набору реализаций xi(t). Каждая реализация представлена N значениями временного ряда [xin] (n=0,1,.N-1; i=1,2,..nd). Количество реализаций определялось количеством дней kd и количеством отсчетов Kd в каждом дне наблюдений nd=kdKd /N. Для поиска спектральной плотности мощности мы использовали Фурье преобразование. Коэффициенты Фурье для каждого отрезка находились в виде ности мощности SSPD, в котором будем суммировать Sxx для диапазона 3-х минутных колебаний T~100-220 сек. На рис 2. представлено изменение индекса SSPD для наблюдений 07.04.2004. Количество отсчетов в выборке Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково составляло здесь N = 2048 сек. Выборка перемещалась вдоль ряда в течение дня, что позволяет оценить изменение мощности 3-минутных колебаний во времени. Можно отметить, что 3-х минутные колебания появлялись и существовали в течение 1.5-2 часов.

Имеющиеся данные радиогелиографа Nobeyama позволяют провести сравнительный анализ присутствия 3-минутных колебаний на различных фазах солнечной активности. На рис. 3 представлено относительная спектральная мощность в период 1992-1996 гг. и в период 1997-2006 гг. для разности левой и правой круговой поляризации. В данном анализе не использовались какие-либо частотные фильтры. Поэтому спектральная плотность возрастает к низкочастотному крылу спектра, отражая суточный ход и вспышечные процессы. Как видно из рис. 3 в диапазоне периодов около 3-х минут существует локальный максимум, который соответствует мощности 3-минутных колебаний.

Для анализа ежедневных данных использовались спектральные “окна” различной ширины в диапазоне от 1- до 4 часов, перемещаемых вдоль ряда. Таким образом, введенный индекс характеризует мощность трехминутных колебаний и может быть получен на каждый день наблюдений. Данные ежедневного индекса SSPD приведены на рис 4 в период 1992-2006 гг.

Для уменьшения шума здесь также представлена огибающая, полученная при сглаживании скользящим окном шириной 30 дней. Можно отметить, что мощность 3-минутных колебаний зависит от фазы цикла активности Солнца. В период минимума активности 1994-1997 гг. и 2004-2006 гг.

мощность 3-минутных колебаний примерно в 1.5-2 раза меньше чем в годы максимума активности. В период минимума активности относительная мощность колебаний меньше чем в годы максимума активности, но в то же время такие колебания присутствуют даже в годы минимума активности.

Проведенный анализ дает возможность провести оценку изменения основного периода в области 3-минутных колебаний в течение 1992- гг. На рис. 5 представлено изменение основного периода 3-минутных колебаний в диапазоне 100-220 сек. по ежедневным значениям и огибающая линия, полученная сглаживанием за 90 дней. Средний период колебаний за эти годы составил около 174.4 сек. В тоже время можно отметить, что в период минимума активности 1995-1997гг. и после 2004, средний период 3-минутных колебаний несколько меньше, чем в максимуме активности.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Рис. 1. Сигнал радиоизлучения года в Рис. 2. Изменение спектральной плотности разности левой и правой круговой поля- мощности в диапазоне 150-200 сек. полученризации для наблюдений 07.04.2004. ные по данным поляризации для 07.04. Рис. 3. Спектральная плотность мощности радиоизлучения разности правой и левой круговой поляризации по данным радиогелиографа Nobeyama в период 1992-1996 годов (слева) и 1997- 2006 годов (справа). Данные обрабатывались за каждый день наблюдений раздельно, затем спектральная плотность суммировалась.

Рис. 4. (Вверху) Изменение относительной мощности трехминутных колебаний в диапазоне периодов 150-200 секунд (индекс SSPM) в период 1992-2006 гг. Представлены ежедневные данные и сглаживание по 30 дням данные (жирная линия).

(Внизу) среднемесячные значения площади солнечных пятен.

Труды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково Проведенный анализ показал, что поляризация радиоизлучение полного Солнца на волне 1.76 см. имеет 3-минутные колебания. Это подтверждает исследования работ, выполненных по данным радиотелескопов РТна волне 2.25 см. [1] и по данным телескопа Nobeyama [2,3], выполненные при анализе отдельных активных областей. Вместе с тем то, что колебания могут присутствовать в радиоизлучения всего Солнца, говорит о том, что уровень этих колебаний достаточно высок и может регистрироваться на малых антеннах.

Рис. 5. (Вверху) Изменение основных периодов 3-минутных колебаний в течение 1992годов. Представлены ежедневные данные (тонкая линия) и огибающая, полученная при сглаживании за 90 дней (жирная линия).

(Внизу) среднемесячные значения площади солнечных пятен.

Рис. 6. Относительная спектральная плот- Рис. 7. Зависимость величины основного ность мощности 3-х минутных колебаний периода 3-х минутных колебаний в функв диапазоне 100-2000 сек) в функции от ции от площади солнечных пятен, построплощади солнечных пятен, построенная енная для среднемесячных значений для среднемесячных значений.

Анализ этих колебаниях на разных фазах солнечной активности выявил, что 3- минутные колебания существуют не только в периоды максиТруды X Пулковской Международной конференции по физике Солнца, 6-8 сентября 2006 г., Пулково мума активности, когда имеются группы пятен с большой интенсивностью магнитного поля, но и на фазе минимума. Возможно, такие колебания существуют и в группах пятен, имеющих небольшие магнитные поля. На рис. 6 представлено изменение мощности в функции от среднемесячной площади солнечных пятен. Существует линейная связь между мощностью 3-х минутных колебаний и активностью солнечных пятен.

Вместе с тем средний период 3-х минутных колебаний меняется с фазой солнечного цикла. В годы максимума активности основные периоды находились в диапазоне 170-190 секунд, в тоже время на фазе минимума и роста активности периоды были ближе к 150-160 секундам. Вероятно, эти вариации связаны с большей площадью солнечных пятен в максимуме активности. При этом рост размера солнечных пятен приводил к увеличению основных периодов собственных колебаний пятен. На рис. 7 представлено поведение основных периодов 3-х минутного диапазона в функции от среднемесячной площади солнечных пятен. Таким образом, анализ данных колебаний общего радиоизлучения Солнца может быть использован для анализа собственных колебаний пятен и для уточнения их внутренней структуры.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 06-02-16333 и Программы “Нестационарные процессы в астрономии”.

1. Abramenko, V.I.; Tsvetkov, L.I. 1985, Bulletin. Crimean Astrophys. Obs.

2. Gelfreikh, G.B.; Grechnev, V.; Kosugi, T.; Shibasaki, K., 1999, Solar Physics, v. 185, p. 177-191.



Pages:     | 1 |   ...   | 6 | 7 || 9 |


Похожие работы:

«РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИЗВЕСТИЯ ГЛАВНОЙ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ В ПУЛКОВЕ № 220 Труды Всероссийской астрометрической конференции ПУЛКОВО – 2012 Санкт-Петербург 2013 Редакционная коллегия: Доктор физ.-мат. наук А.В. Степанов (ответственный редактор) член-корреспондент РАН В.К. Абалакин доктор физ.-мат. наук А.Т. Байкова кандидат физ.-мат. наук Т.П. Борисевич (ответственный секретарь) доктор физ.-мат. наук Ю.Н. Гнедин кандидат физ.-мат. наук А.В. Девяткин доктор физ.-мат. наук Р.Н. Ихсанов...»

«C O N F E RENCE GUIDE S p a Resor t Sanssouci Версия: 2009-11-18 Member of Imperial Karlovy Vary Group ConfeRenCe GUIDe Spa ReSoRt SanSSoUCI Содержание 1. оСноВная информация 2 2. деПарТаменТ мероПрияТиЙ 3 2.1 Карловы Вары и Spa Resort Sanssouci 3 2.2 Возможности проведения конференций в Спа ресорте 3 2.3 Характеристика помещений для конгрессов и совещаний 5 2.4 Возможности помещений для конгрессов и совещаний 2.5 Конгресс – оборудование 3. размещение 3.1 Характеристика услуг по размещению...»

«ISSN 0552-5829 РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2010 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2010 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции Солнечная и солнечно-земная физика – 2010 (XIV Пулковская конференция по физике Солнца, 3–9 октября 2010 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН). Конференция проводилась Главной (Пулковской) астрономической...»

«[Номера бюллетеней] [главная] Poccийcкaя Академия космонавтики имени К.Э.Циолковского Научно-культурный центр SETI Научный Совет по астрономии РАН Бюллетень Секция Поиски Внеземных цивилизаций НКЦ SETI N15–16/ 32–33 Содержание 15–16/32–33 1. Статьи 2. Информация январь – декабрь 2008 3. Рефераты 4. Хроника Е.С.Власова, 5. Приложения составители: Н.В.Дмитриева Л.М.Гиндилис редактор: компьютерная Е.С.Власова верстка: Москва [Вестник SETI №15–16/32–33] [главная] Содержание НОВОЕ РАДИОПОСЛАНИЕ К...»

«ТОМСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ПЕДАГОГИЧЕСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ НАУЧНАЯ БИБЛИОТЕКА БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЙ ИНФОРМАЦИОННЫЙ ЦЕНТР Информационный бюллетень новых поступлений  № 3, 2011 г.      Информационный бюллетень отражает новые поступления книг в Научную  библиотеку ТГПУ с 20 июня 2011 г. по 26 сентября 2011 г.      Каждая библиографическая запись содержит основные сведения о книге: автор,  название, шифр книги, количество экземпляров и место хранения....»

«Тезисы 1-й международной конференции Алтай–Космос–Микрокосм Алтай 1993 Раздел I. Человек и космос в западной, восточной и русской духовных традициях. 6 Новый и ветхий космос. О двух типах микрокосмичности человека А.И. Болдырев, философский факультет МГУ, г. Москва Социально-психологические предпосылки характера и судьбы человека в культурах России и Запада Л.Б. Волынская, социолог, к.ф.н., с.н.с. Института культурологии Министерства культуры РФ и РАН, г. Москва Живая Этика и наука Л.М....»

«ISSN 0552-5829 РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РАН МИНПРОМНАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ ФИЗИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им. П.Н. ЛЕБЕДЕВА РАН КЛИМАТИЧЕСКИЕ И ЭКОЛОГИЧЕСКИЕ АСПЕКТЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ VII ПУЛКОВСКАЯ МЕЖДУНАРОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА 7-11 июля 2003 года Конференция приурочена к 75-летию со дня рождения к.ф.-м.н. В.М. Соболева Санкт-Петербург Сборник содержит тексты докладов, представленных на VII Пулковскую международную конференцию по физике...»

«Заявка Самарского управления министерства образования и науки Самарской области на участие в областной научной конференции учащихся в 2013\14 учебном году Секции: Математика, физика, химия, медицина, биология, астрономия, география, экология, информатика Место в Предмет Ф.И.О. Образовательное № Название работы Класс Руководитель окружном учащегося учреждение туре Слоев Задача об обходе конем МБОУ лицей Игнатьев Михаил 1 место Математика Александр Технический Викторович Георгиевич 1. Уханов...»

«Министерство образования и наук и Российской Федерации Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б. Н. Ельцина ФИЗИКА КОСМОСА Труды 43-й Международной студенческой научной конференции Екатеринбург 3 7 февраля 2014 г. Екатеринбург Издательство Уральского университета 2014 УДК 524.4 Печатается по решению Ф503 организационного комитета конференции Редколлегия: П. Е. Захарова (ответственный редактор), Э. Д. Кузнецов, А. Б. Островский, С. В. Салий, А. М. Соболев (Уральский...»

«ТОМСКИЙ Г ОСУД АРСТВЕННЫ Й П ЕД АГОГИЧ ЕСКИЙ У НИВЕРСИТ ЕТ НАУЧНАЯ БИБЛИО ТЕКА БИБЛИО ГРАФИЧ ЕСКИЙ ИН ФО РМАЦИО ННЫ Й ЦЕ НТР Инфор мац ионны й бю ллетень новы х поступлений  №2, 2008 г. 1      Информационный бюллетень отражает новые поступления книг в Научную  библиотеку ТГПУ с 30 марта по 30 июня 2008 г.       Каждая библиографическая запись содержит основные сведения о книге: автор,  название, шифр книги, количество экземпляров и место хранения....»

«ISSN 0552-5829 РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2011 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2011 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции Солнечная и солнечно-земная физика – 2011 (XV Пулковская конференция по физике Солнца, 3–7 октября 2011 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН). Конференция проводилась Главной (Пулковской) астрономической...»

«МАТЕРИАЛЫ МЕЖДУНАРОДНОЙ ЗАОЧНОЙ НАУЧНО-ПРАКТИЧЕСКОЙ КОНФЕРЕНЦИИ ЕСТЕСТВЕННЫЕ НАУКИ: АКТУАЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ И ТЕНДЕНЦИИ РАЗВИТИЯ Новосибирск, 2011 г. УДК 50 ББК 20 Е 86 Е 86 Естественные наук и: актуальные вопросы и тенденции развития: материалы международной заочной научнопрактической конференции. (30 ноября 2011 г.) — Новосибирск: Изд. Сибирская ассоциация консультантов, 2011. — 188 с. ISBN 978-5-4379-0029-1 Сборник трудов международной заочной научно-практической конференции Естественные науки:...»






 
2014 www.konferenciya.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Конференции, лекции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.